Galaktika

Allikas: Vikipeedia
Disambig gray.svg  See artikkel räägib galaktikatest üldse; meie galaktika (Galaktika) vaata artiklit Linnutee galaktika

NGC 4414, Berenike Juuste tähtkujus asuv tüüpiline spiraalgalaktika, mille läbimõõt on umbes 55 000 valgusaastat ning mis asub 60 miljoni valgusaasta kaugusel Maast.

Galaktika on suure massiga gravitatsiooniliselt seotud tähesüsteem.

Kui "Galaktika" kirjutatakse suure algustähega, siis peetakse silmas meie kodugalaktikat, mida nimetatakse ka Linnutee galaktikaks.

Tähtede arv galaktikates ulatub umbes kümnest miljonist tähest (kääbusgalaktikad) saja triljoni täheni (hiidgalaktikad). Tähed tiirlevad ümber galaktika massikeskme.

Galaktikad sisaldavad tähti ja nende jäänukeid. Tähed võivad koonduda tähesüsteemidesse ja täheparvedesse. Tähtede ümber võivad tiirelda planeedid ja muud taevakehad. Tähtede vahel on gaasi, kosmilist tolmu ja kosmilist kiirgust sisaldav tähtedevaheline aine, mille tihedamad piirkonnad on tähtedevahelised pilved. Tähtedevahelise keskkonna mass galaktikas ületab tähtede massi. Peale selle sisaldavad galaktikad suurel hulgal tumeainet, mille olemus on teadmata.

Päike on üks meie galaktika (Galaktika ehk Linnutee galaktika) tähtedest. Kogu Päikesesüsteem, sealhulgas Maa, on Linnutee galaktika osa.

Arvatakse, et enamiku, tõenäoliselt isegi kõigi galaktikate keskmes aktiivses galaktikatuumas on ülimassiivne must auk. Linnutee galaktikas arvatakse ülimassiivne must auk asuvat objektis Sagittarius A* Galaktika keskmes umbes 26 000 valgusaasta kaugusel Päikesesüsteemist.

Galaktikaid on traditsiooniliselt liigitakud nende nähtava kuju järgi. Kõige tavalisemad on elliptilised galaktikad, mis on ellipsikujulised. Spiraalgalaktikad on spiraalharudega ketta kujulised. Korrapäratud galaktikad on ebakorrapärase või ebahariliku kujuga; mõnikord on tegu elliptilise või spiraalgalaktikaga, mida naabergalaktikate gravitatsioon on lõhkunud. Gravitatsioonilised mõjud võivad kaasa tuua ka galaktikate liitumise või tähetekke purskega galaktika moodustumise.

Nähtavas universumis on arvatavasti üle 170 miljardi galaktika. Galaktikate läbimõõt on enamasti 1000 – 100 000 parsekit ja need asuvad üksteisest tavaliselt miljonite parsekite kaugusel. Galaktikatevaheline keskkond on väga hõre, selle tihedus on alla 1 aatomi kuupmeetri kohta. Suurem osa galaktikatest on rühmitunud galaktikagruppideks ja galaktikaparvedeks ning need enamasti superparvedeks.


Vaatlemise ajalugu[muuda | redigeeri lähteteksti]

Linnutee[muuda | redigeeri lähteteksti]

Vanakreeka filosoof Demokritos oletas, et hele vööt taevas, mida nimetatakse Linnuteeks, võib koosneda kaugetest tähtedest.[1] Aristoteles aga uskus, et Linnutee on põhjustatud üksteisele liiga lähedale sattunud tähtede süttimisest, mis toimus atmosfääri kõrgemates kihtides (tol ajal peeti selleks Maa ja Kuu vahelist piirkonda).[2] Neoplatonistlik filosoof Olympiodorus noorem (umbes 495–570 pKr) kritiseeris seda teooriat, väites, et kui Linnutee vastaks Aristotelese kirjeldusele, peaks see ilmuma erinevatel kujudel, eri aegadel ja kohtades ning sellel peaks olema parallaks, mida tal ei ole. Tema maailmavaate põhjal oli Linnutee astronoomiline. Hiljem mõjutas see idee islami maailma.

Araabia astronoom Alhazen (965–1037) üritas esimesena vaadelda Linnuteed ja mõõta selle parallaks. Kuna ta leidis, et Linnuteel pole parallaksi, järeldas Alhazen, et Linnutee asub maast väga kaugel ja ei kuulu atmosfääri. Pärsia astronoom Abū Rayḥān al-Bīrūnī (973–1048) käis välja idee, et Linnutee koosneb lõpmatust hulgast ebamääraste tähtede osakestest. Al-Ándalusi astronoom Ibn Bajjah (surnud 1138) pakkus välja, et Linnutee koosneb paljudest tähtedest, mis asetsevad peaaegu üksteise küljes ja paistavad ühtse koguna.

Faktiline tõestus, et Linnutee koosneb paljudest tähtedest, tuli aastal 1610, kui Galileo Galilei kasutas selle uurimiseks teleskoopi. Ta avastas, et Linnutee koosneb suurest hulgast tuhmidest tähtedest. Thomas Wright oletas 1750. aastal oma teoses "An original theory or new hypothesis of the Universe", et galaktika võib olla paljudest tähtedest koosnev pöörlev keha, mida hoiab koos gravitatsioon, sarnaselt Päikesesüsteemile, kuid palju laiema ulatusega. Linnutee näib meie perspektiivist heleda vöödina taevas, sest me ise asume selle sees. 1755. aastal tegi Immanuel Kant Linnutee struktuuri kohta uurimuse, milles täpsustas Wrighti ideed.

Linnutee kuju nagu seda nägi William Herschel.

Esimene, kes üritas kirjeldada galaktika kuju ja Päikese asukohta selles, oli William Herschel 1785. aastal. Ta luges kokku tähti taeva eri osades ja tegi tulemusest diagrammi, milles paigutas Päikesesüsteemi galaktika keskme lähedusse. Kapteyn, kasutades viimistletud lähenemisviisi, nägi Linnuteed kui väikest elliptilist galaktikat (diameetriga umbes 15 kiloparsekit), Päikese asetas ta samuti keskme lähedale. Harlow Shapley meetod viis aga radikaalselt erineva tulemuseni: lame ketas diameetriga 70 kiloparsekit ja Päike asub galaktika keskmest kaugel. Neist kumbki aga ei võtnud arvesse valguse ja elektromagnetkiirguse esinemist galaktikas leiduvas tähtedevahelises tolmus, kuid sellega arvestas 1930. aastal tähtede kogumeid uurinud Robert Julius Trumpler, kelle uurimistöö tulemusena ilmnes praegune Linnutee kuju.

Eristamine teistest udukogudest[muuda | redigeeri lähteteksti]

William Parsoni visand veekeerise galaktikast (1845)

Kümnendal sajandil vaatles Pärsia astronoom Abd al-Rahman al-Sufi esimest korda Andromeeda galaktikat, kirjeldades seda kui väikest pilve. Al-Suf tuvastas ka Suur Magalhãesi Pilve, mis oli nähtav Jeemenis, kuid mitte Isfahanis. Andromeeda galaktika ja Suur Magalhãesi Pilv on ainsad galaktikad lisaks Linnuteele, mis on palja silmaga kergesti nähtavad ning seetõttu olid need esimesed galaktikad, mida planeedilt Maa vaadeldi.

Thomas Wright spekuleeris (õigesti) 1750. aastal avaldatud raamatus, et Linnutee on lame ketas ja öötaevas nähtavad udukogud võivad olla eraldi Linnuteed. 1755. aastal võttis Immanuel Kant nende kaugete udukogude kirjeldamiseks kasutusele termini "saarte universium".

18. sajandi lõpus moodustas Charles Messier kataloogi, mis sisaldas 109 heledaimat udukogu. Hiljem tuli William Herschel välja suurema kataloogiga, mis koosnes 5000 udukogust. Aastal 1845 ehitas William Parson uut tüüpi teleskoobi, millega sai vahet teha spiraalsetel ja elliptilistel udukogudel.

Aastal 1912 uuris Vesto Slipher heledaimate spiraalsete udukogude spektrijooni, et teha kindlaks, kas nad koosnevad keemilistest ühenditest, mida võiks planeedisüsteemist oodata. Kuid ta leidis, et spiraalsetel udukogudel on suured punanihked ehk nad liiguvad eemale kiiremini kui Linnuteest lahkumise kiirus peaks olema. Sellest järeldus, et nad pole Linnuteega gravitatsiooniliselt seotud ning tõenäoliselt ei ole galaktika osa.

1917. aastal oli Heber Curtis vaadelnud noovat Andromeeda galaktikas. Jäädvustatud fotosid uurides leidis ta veel 11 noovat. Curtis märkas, et need noovad olid umbes 10 magnituudi tuhmimad kui need, mis ilmnesid meie galaktikas. Ta hindas nende kauguseks 150 000 parsekit. Heber Curtisest sai "saarte universumi" hüpoteesi pooldaja, mis väidab, et spiraalsed udukogud on hoopis iseseisvad galaktikad.

Aastal 1899 pildistatud foto Andromeedia udukogust, mis hiljem liigitati galaktikaks.

Aastal 1920 leidis aset Suur Debatt Harlow Shlapey ja Heber Curtise vahel, mis käsitles Linnutee olemust, spiraalseid galaktikaid ja universumi dimensioone. Tõestamaks oma väidet, et Andromeeda udukogu on eraldi funktsioneeriv galaktika, tõi Curtis välja, et Linnutees esinevad tumedad ribad, mis sarnanevad tolmupilvedega, ja et Andromeedal on suur Doppleri nihe.

Küsimus sai lahendatud 1920. aastatel. Aastal 1922 määras eesti astronoom Ernst Öpik Andromeeda galaktika kauguse, mis toetas seisukohta, et see on kauge Linnutee-väline objekt. Kasutades uut 100-tollist teleskoopi, sai Edwin Hubble näha spiraalsete udukogude harusid tähtedena, mis lasid tal määrata nende kauguse. Need olid aga liiga kaugel, et olla Linnutee osa. 1936. aastal tegi Hubble galaktikate klassifikatsiooni süsteemi, mida kasutatakse ka tänapäeval.

Kaasaegne uurimine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Aastal 1944 ennustas Hendrik van de Hulst, et mikrolainekiirgus lainepikkusel 21 sentimeetrit tuleneb tähtedevahelises ruumis asuvast vesinikgaasist; seda kiirgust täheldatigi aastal 1951. Kiirguse avastamine aitas kaasa Linnutee galaktika uurimisele, sest see ei ole mõjutatud tolmu neeldumisest ja selle Doppleri nihet saab kasutada galaktikas gaasi liikumise määramiseks. Sellised vaatlused viisid välja postulaadini, et Galaktika keskmes asub vardasarnane pöörlev struktuur. Parananenud raadioteleskoopidega oli võimalik määrata gaasilist vesinikku ka teistes galaktikates.

Seitsmekümnendatel avastati Vera Rubini uurimustes gaasi pöörlemiskiiruse kohta galaktikates, et kogu nähtav mass (tähed ja gaas) ei ole kooskõlas gaasi pöörlemise kiirusega. Selle probleemi lahendiks on toodud välja, et galaktikates esineb suures mahus nähtamatut tumedat ainet.

Alates 1990. aastast, kui saadeti orbiidile Hubble'i teleskoop, on teadmised tumeda aine ja kaugete galaktikate olemasolust ja ehitusest tunduvalt paranenud. Arenenud on tehnilised vahendid, mis suudavad registreerida inimestele nähtamatuid spektrijooni ja aitavad avastada ka selliseid galaktikaid, mida Hubble ei suuda. On leitud ka uusi galaktikaid sellest piirkonnast, mille vaatlemist blokeerib Linnutee.

Galaktikate jagunemine kuju järgi[muuda | redigeeri lähteteksti]

Galaktikate tüübid vastavalt Hubble järjestusele. E tähistab elliptilist , S spiraalset ja SB varbspiraalset galaktikat.

Galaktikaid jagatakse kolmeks peatüübiks: elliptilised, spiraalsed ja korrapäratud. Edwin Hubble jagas need vaatluste tulemustena skeemi, Hubble'i järjestusse.

Elliptilised galaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Hubble liigitus jagab elliptilised galaktikad eraldi klassidesse sõltuvalt nende elliptilisusest. Klasse on kokku 8, E0 galaktikad on peaaegu sfäärilised, E7 aga väga lapikud ja väljavenitatud. Elliptilistel galaktikatel on elliptiline profiil, mis annab neile elliptilise kuju sõltumata vaatlemisnurgast. Sellistes galaktikates on vähe tähtedevahelist ainet. Samuti on tekib neis uusi tähti vähe, mille tulemusena koosnevad nad põhiliselt vanadest, rohkem arenenud tähtedest, mis tiirlevad ümber gravitatsiooni keskme suvalises suunas.

Suurimad galaktikad on hiidelliptilised galaktikad. Arvatakse, et elliptilised galaktikad on tekkinud galaktikate kokkupõrkel. Nad võivad kasvada hiiglaslikeks (võrreldes spiraalgalaktikatega) ja selliseid võib kohata galaktikaparvedes tuuma ligidal.

Spiraalsed ja varbspiraalsed galaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

NGC 5457 (nõelaratta galaktika), näide tüüpilisest spiraalgalaktikast.

Spiraalgalaktika koosneb pöörlevast tähtede kettast ja nende vahelisest ruumist. Selle keskmises osas asuvad tihedalt koos tunduvalt vanemad tähed. Hubble'i järjestuses on spiraalgalaktikad märgitud S tähega, millele järgneb täht (a, b või c), mis tähistab spiraalide tihedust ja galaktika keskme suurust. "Sa" galaktikas asetsevad kehvasti määratletavad spiraalharud tihedalt ja tuum on suhteliselt suur. Spiraalgalaktika teises äärmuses asub "Sc", millel on hästi määratletavad ja avatud spiraalharud ning galaktika kese on väike.

Nagu tähedki, tiirlevad ka spiraalharud ümber galaktika keskme, kuid nad teevad seda konstantse nurkkiirusega. Arvatakse, et spiraalharud on piirkonnad, kus aine on tihedalt koos. Kui täht liigub läbi haru, siis kosmiline kiirus igale tähesüsteemile on määratletud gravitatsiooniga tihedamas kohas. Spiraalharud on nähtavad, sest neis tekib tihti uusi tähti, mis on heledamad ja paistavad kaugemale.

NGC 1300, näide varbspiraalsest galaktikast.

Enamikul spiraalgalaktikatest on galaktika keskmes "varras" mis ulatub mõlemale poole galaktika tuumast ning seejärel ühineb spiraalharudega. Hubble'i süsteemis on need märgitud SB-ga, millele järgneb (a, b või c), mis tähistavad samu parameetreid nagu tavalise spiraalgalaktika puhulgi. Vardad arvatakse olevat ajutiseks nähtuseks, mis on tekkinud tänu tuumast väljuvale radioaktiivsusele või galaktikate kokkupõrkele.

Meie oma galaktika, Linnutee, on varbspiraalne ja selle diameetriks on umbes 30 kiloparsekit ja paksuseks 1 kiloparsek. See koosneb umbes 200–400 miljardist tähest[3][4] ja selle mass on umbes 600 miljardit korda suurem kui Päikese mass.[5]

Korrapäratud galaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Korrapäratu galaktika on galaktika, millel ei ole sellist selget eristatavat kuju, nagu on spiraalsetel ja elliptilistel galaktikatel. Nende kuju on ebatavaline ja nad ei kuulu kuhugi Hubble järjestuse klassi. Nad on tihti kujult kaootilised, neil ei paista olevat selget galaktika keset ega ühtegi jälge spiraalharudest. Arvatakse, et nad moodustavad veerandi kõikidest galaktikatest. Enamik korrapäratuid galaktikaid on kunagi olnud spiraalsed või elliptilised, aga deformeerunud gravitatsiooni tõttu. Korrapäratud galaktikad sisaldavad suurtes kogustes kosmilist tolmu ja gaasi.

Kääbusgalaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Vaatamata esilekerkivatele suurtele spiraalsetele ja elliptilistele galaktikatele on enamik galaktikatest kääbusgalaktikad. Sellised galaktikad on teiste galaktikatega võrreldes suhteliselt väikesed; Linnutee suurusest moodustavad nad umbes sajandiku ja sisaldavad kõigest paari miljardit tähte. On avastatud ka sellised kääbusgalaktikaid, mille diameeter on kõigest 100 parsekit.

Hoagi objekt, näide ringikujulisest galaktikast.

Paljud kääbusgalaktikad tiirlevad ümber ühe suurema galaktika; Linnuteel on vähemalt tosin sellist kaaslast ja arvatakse, et 300–500 kääbusgalaktikat on veel avastamata. Kääbusgalaktikaid võib jagada ka elliptilisteks, spiraalseteks ja korrapäratuteks.

Uurides Linnutee naabergalaktikaid, leiti, et kõik kääbusgalaktikad olid umbes 10 miljonit Päikese massi, sõltumata sellest, kas nad koosnesid tuhandetest või miljonitest tähtedest. See avastus on viinud järelduseni, et galaktikate koostises moodustab suurima osa tume aine.

Omapärase kujuga galaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Omapärase kujuga galaktikad tekivad galaktikate kokkupõrkel. Üheks näiteks on ringikujuline galaktika, kus tähed on paiknenud ringikujuliselt ja selle sees on tähtedevaheline ruum, mis ümbritseb üksildast tuuma kõige keskel. Arvatakse, et selline galaktika tekib siis, kui väiksem galaktika läbib suurema galaktika tuuma.

Galaktikate ebatavaline käitumine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Galaktikate põrkumine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Keskmine vahemaa galaktikate vahel galaktikaparvedes on natukene rohkem kui galaktika diameeter korrutades kümnega. Seega galaktikate põrkumine on suhteliselt sagedane ja mängib suurt rolli nende evolutsioonis. Galaktikate lähedane möödumine üksteisest põhjustab galaktikate moondumist ja võib kaasa tuua ka gaasi ja tolmu vahetuse.

Galaktikate kokkupõrkumine, mis lõpeb nende ühinemisega..

Kokkupõrge toimub, kui kaks galaktikat lähevad täpselt läbi üksteise ja mõlemal on piisav impulss, et mitte ühineda. Tähed mööduvad sellistes galaktikates tavaliselt üksteisest ilma kokku põrkamata. Gaas ja tolm aga põrkuvad. See võib kaasa tuua uute tähtede sünni, sest tähtedevaheline ruum on kokku pressitud. Kokkupõrge võib muuta ühe või mõlema galaktika kuju, tekitades "vardaid", ringe ja sabalaadseid struktuure.

Kõige ekstreemsemal juhul galaktikad ühinevad. Sel juhul on mõlema galaktika impulss ebapiisav, et galaktikad saaksid üksteisest läbi minna. Läbiminemise asemel need järk-järgult ühinevad, moodustades ühe suurema galaktika. Ühinemisel võib galaktikate kuju muutuda märgatavalt, võrreldes nende esialgse kujuga. Kui üks galaktika on teisest tunduvalt suurem, siis suurem galaktika jääb suhteliselt muutumatuks, kuid väiksem galaktika hävitatakse, seda tuntakse galaktikatevahelise kannibalismina.

Moodustumine ja areng[muuda | redigeeri lähteteksti]

Galaktikate tekkimise ja evolutsiooni uuringud üritavad vastata küsimustele, kuidas galaktikad tekkisid ja kuidas on nad universumi ajaloo jooksul arenenud. Paljud teooriad on tänaseks kinnitust saanud, kuid see on ikkagi suuresti astrofüüsikute tööpiirkond.

Moodustumine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kuntsniku visioon noorest, ainet koguvast galaktikast.

Praegused kosmoloogilised mudelid varasest universumist põhinevad suure paugu teoorial. Umbes 300 000 aastat pärast seda sündmust hakkasid moodustuma vesiniku ja heeliumi aatomid. Peaaegu kogu vesinik oli tavaolekus ja neelas kergesti valgust, tähti ei olnud sel ajahetkel veel moodustunud. Sellise esialgse mateeria tiheduse kõikumised oligi põhjuseks, miks suuremad struktuurid hakkasid tekkima. Selle tulemusena hakkasid baronid kondenseeruma külma tumeda aine halodes. Need esialgsed struktuurid moodustasid hiljem galaktikad, mida me tänapäeval näeme.

Tõendeid varaste galaktikate kohta leiti 2006. aastal, kui avastati, et galaktikal IOK-1 on harukordselt suur punanihe (6.96), mis vastab 750 miljonile aastale pärast suurt pauku, mis teeb sellest kaugeima ja kõige algelisema galaktika, mida me näinud oleme.

Üksikasjalik protsess, kuidas varased galaktikad tekkisid, on astronoomias suur avatud küsimus. Teooriaid saab jagada kahte rühma: ülalt-alla ja alt-üles. Ülalt-alla-teooriates tekivad protogalaktikad aine pideva ja suuremahulise kokkukukkumise teel, mis kestab umbes sada miljonit aastat. Alt-üles-teooriates tekivad enne väiksemad struktuurid, näiteks tähekogumid, mis ajapikku ühinevad ja moodustavad galaktika.

Kui protogalaktikad hakkasid moodustuma, tekkisid neis esimesed halo tähed. Need koosnesid peaaegu täielikult vesinikust ja heeliumist ning võisid olla hiiglaslikud. Kui see on tõsi, siis kasutasid sellised tähed kiiresti oma kütuse ära ja tekitasid supernoovasid, vabastades sellega tähtedevahelisse ruumi raskemaid elemente. Sellised esimese generatsiooni tähed ioniseerisid ümberkaudset vesinikku, mille tulemusena tekkisid kosmose mullid, millest valgus sai kergesti läbi minna.

Areng[muuda | redigeeri lähteteksti]

Esimese miljoni aasta vältel hakkasid galaktikates ilmuma neile iseloomulikud jooned: tähekobarad, keskmes asuv supermassiivne must auk ja galaktika keskme moodustav metalli vaesete tähtede kogum. Supermassiivse musta augu teke mängib suurt rolli galaktika kasvamisel, kuna sellest sõltub, kui palju ainet on võimalik galaktikasse siduda. Sellises varajases perioodis on uute tähtede tekkimine väga kiire ja sage.

Järgmise kahe miljardi aasta jooksul moodustub kogunenud ainest galaktikaline ketas. Galaktika jätkab aine kogumist kogu oma elu, neelates tähtedevahelisi pilvi ja kääbusgalaktikaid, mis koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist. Tähtede sünni ja surma tsükkel toodab aeglaselt juurde raskemaid elemente, mis lõpuks lubavad planeetide teket.

Galaktikate arengut mõjutavad palju ka omavahelised möödumised ja kokkupõrked. Galaktikate ühinemised olid iseloomulikud nende varases elueas. Kuna tähtede kaugus üksteisest on väga suur, siis enamik tähesüsteemi jääb galaktikate kokkupõrkel muutumatuks. Kuid tähtedevaheline tolm ja gaas, mis moodustavad spiraalharud, moodustavad pikkasi tähtedest koosnevaid sabasi.

Üheks lähemaks näiteks on Linnutee ja selle naaber Andromeeda galaktika, mis liiguvad üksteisele vastu umbes 130 km/h ning suure tõenäosusega nad põrkuvad viie või kuue miljardi aasta pärast. Kuigi Linnutee ei ole kunagi põrganud kokku nii suure galaktikaga nagu seda on Andromeeda, on väga suur tõenäosus, et ta on seda teinud väiksemate kääbusgalaktikatega.

Sellised suuremat sorti galaktikate kokkupuuted on haruldased. Aja möödudes väheneb tõenäosus, et kaks sama suurt süsteemi ühinevad. Enamik heledaid galaktikaid on mõne viimase miljardi aasta vältel jäänud ehituselt samasuguseks ja tähtede tekkimine jõudis maksimumi juba 10 miljardit aastat tagasi.

Vaata ka[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kirjandus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. Plutarch. The Complete Works, kd 3, Essays and Miscellanies, Echo Library 2006, ISBN 978-1-4068-3224-2, ptk 3, lk 66.
  2. Montada, J. P. (2007-09-28). "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy. 
  3. "NASA – Galaxy". Nasa.gov. 2007-11-29. Vaadatud 2010-08-10. 
  4. Dec16th2008. "How Many Stars are in the Milky Way?". Universe Today. Vaadatud 2010-08-10. 
  5. Bell, G. R.; Levine, S. E. (1997). "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. Bibcode:1997AAS...19110806B.